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Joseph WEISSE : Ancien élève de l’École polytechnique - Ancien ingénieur au Commissariat à l’énergie atomique
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Les réactions de fusion nucléaire se produisent lorsque des gaz d’atomes légers (l’hydrogène est un exemple) sont portés à des températures élevées de plusieurs dizaines de millions de degrés. Ces réactions peuvent être observées couramment ; elles sont, en effet, typiques du fonctionnement des étoiles et sont, en particulier, à l’origine de la chaleur et de la lumière que nous envoie le Soleil. Maîtriser sur Terre de telles réactions, à des fins de production d’énergie, ouvrirait la voie à des ressources quasiment illimitées puisque chaque litre d’eau de mer sur lequel on prélèverait 3,3 mg de deutérium deviendrait l’équivalent énergétique de plus de 250 litres de pétrole. On peut ajouter aussi que le produit de ces réactions, l’hélium, est inoffensif chimiquement et radiologiquement, et n’intervient pas dans l’effet de serre. L’intérêt d’une maîtrise de la fusion est donc grand, mais les difficultés à vaincre sont tout aussi grandes. Dans les étoiles, la force qui maintient en équilibre le milieu réactif est la force de gravité ; par les masses concernées un tel mécanisme est impossible à reproduire sur Terre.
D’autres voies ont donc été explorées. La suite du texte va examiner en parallèle, les deux voies de recherche que sont la fusion par confinement magnétique (ou FCM) et la fusion par confinement inertiel (ou FCI). Cet examen se fera en commençant par les bases physiques indispensables à la compréhension des phénomènes et se poursuivra par l’examen de la problématique du réacteur de fusion.
Il faut souligner ici que, malgré les difficultés rencontrées, des machines de fusion ont été, depuis peu, capables de produire plusieurs dizaines de mégajoules en « fondant » effectivement les noyaux de deux isotopes de l’hydrogène. De tels résultats, bien compris et bien renouvelés, sont des succès réels pour la recherche physique, mais ils autorisent aussi des extrapolations pouvant aller, maintenant, jusqu’au réacteur électrogène. Il n’est donc plus irréaliste aujourd’hui de penser le réacteur de fusion et de faire des projets pour les années futures dont on sait déjà la grande faim énergétique.
Précisons encore un point sur lequel nous ne reviendrons plus par la suite. Le sujet est si vaste et si divers que l’on s’en tiendra, d’une part, aux bases indispensables à une première approche du sujet et, d’autre part, sans soucis du détail, aux ordres de grandeur nécessaires pour ancrer le sujet dans la réalité de l’ingénieur.
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1. Principes physiques
1.1 Généralités
On pourra se reporter à la référence .
Pour produire de l’énergie, les lois de la physique n’offrent, en fait, qu’une seule possibilité : réaliser une transformation dans laquelle, entre l’état initial et l’étal final, un peu de la masse des corps en jeu a disparu. Ce défaut de masse se retrouve alors sous forme d’énergie par la formule bien connue :
avec :
- E :
- l’énergie produite
- m :
- la masse disparue
- c :
- la vitesse de la lumière.
La masse d’un nucléon libre (proton ou neutron) est de l’ordre de 1,7 x 10−27 kg ou, chiffrée de façon plus traditionnelle en MeV, voisine de 940 MeV. On constate, et c’est un résultat de la physique nucléaire, que la masse d’un nucléon lié au sein d’un noyau est inférieure à cette valeur : il y a défaut de masse. Précisément, la figure 1 représente en ordonnée le défaut de masse constaté pour les nucléons des différents noyaux existants, ces mêmes noyaux étant repérés en abscisse par leur nombre de masse (somme du nombre de protons et de neutrons du noyau).
-
La figure 1 permet deux constats.
-
Tout d’abord, l’échelle des ordonnées montre que, dans tous les cas, le défaut de masse par nucléon n’excède pas 9 MeV, soit moins de 1 % de la masse du nucléon. Pour une réaction chimique l’énergie par atome serait encore bien plus faible, de l’ordre d’un électronvolt. La variation de masse sera donc toujours faible (moins de 1 % du total) et l’on peut dire, en simplifiant, qu’une usine productrice...
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BIBLIOGRAPHIE
-
(1) - REBUT (P.H.) - L’énergie des étoiles. - Édition Odile Jacob.
-
(2) - DELCROIX (J.L), BERS (A.) - Physique des plasmas - (1994). Inter Édition et CNRS Éditions.
-
(3) - La fusion thermonucléaire contrôlée par confinement magnétique - (1987). Collection CEA - Masson.
-
(4) - DAUTRAY (R.), WATTEAU (J.P.) - La fusion thermonucléaire inertielle par laser - (1993). Collection CEA – Masson.
-
(5) - Energy from inertial fusion - (1995). IAEA.
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